Красная звезда Дзета Возничего больше Солнца в 293 раза, а белая — в четыре раза, так что спутник в 73 раза меньше главной звезды. Он — как ягодка белой смородины в сравнении с красной тыквой, и потому, быстро спрятавшись за ней, долго не показывается.
Орбита спутника по отношению к главной звезде равна орбите Юпитера, причем красная звезда по диаметру почти равна орбите Марса и в 32 раза массивнее Солнца, спутник же массивнее Солнца в 13 раз. Его светимость при температуре 15 000° в 400 раз больше солнечной, а светимость красной звезды при температуре 3160° в 1900 раз больше. Вместе они в 2300 раз ярче Солнца. Подобно Бетельгейзе красная звезда имеет очень малую плотность, соответствующую плотности воздуха при давлении в 1 мм ртутного столба (вместо 760 мм нормального атмосферного давления).
Звезда К окружена обширной разреженной атмосферой, сквозь которую просвечивает звезда В, прежде чем спрятаться при затмении, а также перед тем как выглянуть после затмения. В масштабе рис. 149 звезду В надо было бы изобразить едва видимой пылинкой, в 0,2 мм диаметром, и понятно, что мы в течение 2–3 недель можем следить (по спектру), как она, заходя за звезду К, просвечивает через все более низкие и плотные слои красноватой атмосферы. Ее свет поглощается в этой атмосфере, отчего в спектре видны темные линии. Интенсивность последних увеличивается с ростом плотности и толщины слоев атмосферы звезды К, через которые проходит излучение звезды В. Следя за изменением интенсивности линий в спектре, можно было подсчитать число атомов разных химических элементов в столбе атмосферы на разной высоте над поверхностью звезды К. Таким путем атмосфера звезды была изучена как бы в разрезе, и чуть ли не лучше, чем атмосфера нашего Солнца, а между тем, повторяем, звезда эта видна нам только как световая точка.
Изменения блеска звезды в свете, воспринимаемом глазом, едва-едва заметны — всего лишь 0,2 звездной величины, отчего раньше, без точных измерений, переменность Дзеты Возничего и не была обнаружена. Оказалось, что чем дальше в фиолетовую область спектра, тем больше там изменение блеска. В невидимых глазом ультрафиолетовых лучах с длиной волны 3780 А изменение блеска звезды доходит до 2,14 звездной величины! Это объясняется тем, что вне затмений светят обе звезды, но ультрафиолетовыми лучами богата только горячая белая звезда, видимыми же лучами она заметно беднее, чем более холодная, но яркая для глаза красная звезда. Когда белая звезда в затмении, то видимых лучей из общего света звезды вычитается мало, а ультрафиолетовых много, отчего и изменение в их интенсивности более заметно.
Из наблюдений спектра перед затмением и после него обнаружилось вращение красной звезды вокруг своей оси с периодом 785 дней и в ту же сторону, в какую она обращается по своей орбите.
Выше всего над поверхностью звезды в ее атмосфере, как и в атмосфере Солнца, поднимается кальций. Он достигает высоты 233 млн. км, т. е. простирается над поверхностью звезды на расстояние, в полтора раза больше расстояния от Земли до Солнца!
Таковы «скромные» сведения, полученные нами о светлой точке, находящейся от нас на таком расстоянии, что свет пробегает его за 980 лет.
Мы должны будем изменить свое мнение о Солнце, если рассмотрим список ближайших звезд (стр. 494–495).
Под ближайшими будем понимать те, которые находятся внутри сферы радиусом 16 световых лет, описанной вокруг Солнца. Помимо Солнца, в этом объеме к настоящему времени обнаружено 47 звезд, так что это будет список полусотни ближайших звезд — наших соседок. Он даст нам понятие и о плотности звездного населения и о том, какие типы звезд преобладают. Ведь звезды с очень малой светимостью на больших расстояниях невидимы, но по соседству с нами мы можем рассчитывать их заметить. Тыкву в огороде вы ведь заметите и издалека, а маленький огурец не всегда увидите и под ногами.
| Двадцать самых ярких звезд Солнца (по Б. Боку) | ||||||
| № п/п | Название | Визуальная видимая звездная величина | Спектр | Абсолютная звездная величина | Светимость | Расстояние в световых годах |
| 1 | Сириус | — 1,6д | А0 | +1,3 | 23 | 8,7 |
| 2 | Канопус | — 0,9 | F0 | — 4,6: | 5200: | 180: |
| 3 | α Центавра | 0,3г | С0 | +4,7 | 1,0 | 4,29 |
| 4 | Вега | 0,1 | А0 | +0,5 | 48 | 26,5 |
| 5 | Капелла | 0,2г | С0 | — 0,5 | 120 | 45 |
| 6 | Арктур | 0,2 | К0 | 0,0 | 76 | 36 |
| 7 | Ригель | 0,3 | В8 | — 6,2: | 23,000: | 650: |
| 8 | Процион | 0,5д | F5 | +2,8 | 5,8 | 11,3 |
| 9 | Ахернар | 0,6 | B5 | — 2,6: | 800: | 140: |
| 10 | β Центавра | 0,9 | B1 | — 3,1: | 1300: | 200: |
| 11 | Альтаир | 0,9 | А5 | +2,4 | 8,3 | 16,5 |
| 12 | Бетельгейзе | (0,9)пер | M2 | (-5,6:) | 13000: | 650: |
| 13 | α Южного Креста | 1,4д | В1 | — 2,7: | 900: | 220: |
| 14 | Альдебаран | 1,1д | К5 | — 0,5 | 120 | 68 |
| 15 | Поллукс | 1,2 | К0 | +1,0 | 30 | 35 |
| 16 | Спика | 1,2 | В2 | — 2,2: | 600: | 160: |
| 17 | Антарес | 1,2д | М1 | — 2,4: | 700: | 170: |
| 18 | Фомальгоат | 1,3 | А3 | +2,1 | 11 | 23 |
| 19 | Денеб | 1,3 | А2 | — 4,8: | 6000: | 540 |
| 20 | Регул | 1,3г | В8 | — 0,7 | 140 | 84 |
| 21 | Солнце | — 26,72 | С2 | +4,8 | 1 | - |
(«д» — двойная, «т» — тройная, «пер» — переменная)
(Двоеточие указывает на неуверенность в приводимых данных из-за трудности определения точного значения параллакса далеких звезд. Более подробная и более точная таблица дана в книге «Справочник любителя астрономии» П. Г. Куликовского, ифд. 4-е, «Наука», 1971, то же касается и следующей таблицы. Данные о звездах все время уточняются. Некоторые расхождения в числах происходят иногда от того, что один составитель больше доверяет одним данным, другой — другим)
За последнее время вылавливанию близких звезд из всего множества их помогло следующее соображение. Ввиду чудовищного разнообразия в светимости звезд их видимый блеск является ненадежным признаком их расстояния, в то время как видимое угловое перемещение их на небе дает более верное указание на степень их близости. Скорости звезд в пространстве тоже весьма разнообразны, но естественно ожидать, что, в общем, чем больше смещается за год по небесной сфере звезда, тем она к нам ближе, потому что при одинаковом движении в пространстве видимое угловое перемещение растет с уменьшением расстояния.
Практика показала, что, пользуясь этим признаком, мы действительно вылавливаем много близких к нам звезд.
В предыдущей таблице значились звезды с собственными названиями, в этом же списке фигурируют по преимуществу безымянные звезды, обозначаемые лишь номером того каталога, в котором они содержатся. Например, «Лакайль 9352» означает звезду № 9352 по каталогу, составленному Лакайлем.
Звезды с одинаковым обозначением, но с добавлением букв А, В или С, являются компонентами двойных и тройных звездных систем. Не трудитесь разобраться как следует в этих обозначениях с целью, положим, найти потом эти звезды на небе. Среди них только четыре звезды около 1-й звездной величины: Сириус, Альтаир, Процион и а Центавра. Еще шесть кое-как видны невооруженным глазом и то лишь в безлунную ночь. Все же остальные звезды списка видны только в телескоп.
Таким образом, из двух десятков наиболее ярких звезд четыре (20 %) оказываются ближайшими, а из 2 000 000 звезд от 9-й до 12-й видимой звездной величины ближайшими являются только 20, или 0,001 %! Эти звезды малого блеска составляют большинство среди близких звезд, а *ак как таких слабых звезд вообще на небе чрезвычайно много, то неудивительно, что надо было затратить много времени, чтобы выловить их из этой гущи. Около половины их выловлено за последние тридцать лет.
| Соседи солнца (по Б. Боку) | ||||||
| № п/п | Название | Визуальная видимая звездная величина | Свектр | Абсолютная звездная величина | Светимость | Расстояние в световых годах |
| 1 | Солнце | — 26,7 | С2 | 4,8 | 1,0 | - |
| 2 | α Центавра А | — 0,3 | С0 | 4,7 | 1,0 | 4,3 |
| 3 | α Центавра В | 1,7 | К5 | 6,1 | 0,28 | 4,3 |
| 4 | α Центавра С | 11 | М5е | 15,4 | 0,000052 | 4,3 |
| 5 | Звезда Барнарда | 9,5 | М5 | 13,2 | 0,00040 | 6,0 |
| 6 | Вольф 359 | 13,5 | М6е | 15,6 | 0,000017 | 7,7 |
| 7 | Люйтен 726-8 А | 12,5 | М6е | 15,6 | 0,00004 | 7,9 |
| 8 | Люйтен 726-8 В | 13,0 | М6е | 16,1 | 0,00003 | 7,9 |
| 9 | Лаланд 21185 | 7,5 | М2 |